Vài nét về vũ trụ học hiện đại

Vài nét về vũ trụ học hiện đại

Thường ngày, khi nghe nói đến Thiên Văn Học, nhiều người, mà hầu hết là các bạn mới tiếp xúc với bộ môn này thường hiểu đơn giản nó là ngắm sao, quan sát các hành tinh, có khi còn ... dự đoán thời tiết
Thiên văn học không đơn giản chỉ có vậy, nó là một môn khoa học lớn gồm nhiều bộ phận có cùng một mục đích chung là nghiên cứu về tất cả các vật thể tồn tại trong vũ trụ cũng các yếu tố liên kết chúng trong không gian và thời gian.

Bản thân từ "Thiên văn học" (Astronomy) cũng là một khái niệm thường bị nhầm lẫn. Nó vốn chỉ dùng để chỉ các quan sát quang học, nghiên cứu các vật thể gần, ngày nay nó bao gồm cả các thành phần khác mà nhiều phần liên quan mật thiết với vật lí và toán học hiện đại. Do đó khi nói "thiên văn học" thì đôi khi được hiểu là thiên văn quan sát, nhưng đôi khi lại là chỉ chung ngành nghiên cứu vũ trụ gồm cả thiên văn quan sát thông thường và thiên văn vật lí (astrophysics). Trong thiên văn vật lí có một bộ phận lớn đóng vai trò quan trọng là vũ trụ học (cosmology), nghiên cứu về các qui mô lớn của vũ trụ như không gian, thời gian, .... Đôi khi người ta coi vũ trụ học là một môn độc lập, hông thuộc thiên văn vật lí do nó bao gồm những kiến thức và những vấn đề lớn nhất của vật lí hiện đại và nhìn chung ít liên quan đến các phần khác của thiên văn vật lí.

Vũ trụ học là một ngành khoa học thuộc Vật lí và Thiên văn học hiện đại. Nó nghiên cứu về nguồn gốc, cấu trúc và sự tiến hoá của vũ trụ. Cùng với hàng không vũ trụ, nó được coi là bộ phận mũi nhọn nhất của Thiên văn học hiện đại.

Topic này sẽ giúp các bạn tìm hiểu thêm về bộ môn thú vị này, cũng như sẵn sàng cùng các bạn có quan tâm tranh luận về các vấn đề lớn của vũ trụ học hiện đại!

Mở đầu
Vũ trụ học ngày nay dựa trên các nền tảng của toàn bộ ngành toán học và vật lí thế wgiới, trong đó các cơ sở chính để nghiên cứu mũi nhọn của nó bây giờ là 2 lí thuyết lớn nhất thế kỉ 20 và cũng là đáng chú ý nhất hiện nay: thuyết tương đối rộng (general theory of relativity) và cơ học lượng tử (quantum mechanics).
Theo dõi lại lịch sử nghiên cứu vũ trụ của con người, người ta coi khởi điểm của vũ trụ học hiện đại là Galileo Galilei, vào năm 1610 khi ông dùng kính thiên văn quan sát các hành tinh và quan sát được sự tồn tại của rất rất nhiều sao trong Ngân Hà. Trong 400 năm, các  lí thuyết, các khám phá  mới liên tiếp được đưa ra với cùng một mục đích là tiến xa hơn các quan sát của Galilei, giải thích những gì quan sát được để từ đó nắm bắt được các qui luật cơ bản nhất của vũ trụ. Gần 400 năm trôi qua, chiếc kính thiên văn đầu tiên của Galilei với độ phóng đại chỉ có 30x đã đươc thay thế bằng những chiếc kính hiện đại hơn nhiều lần, không chi thu nhận các ánh sáng nhìn thấy mà còn thu nhận và phân tích những bức xạ điện từ ở các dải sóng có bước sóng nhiều lần lớn hơn những gì chúng ta có thể thấy được bằng mắt.
Mục đích của vũ trụ học: như trong định nghĩa ở bài trên, đó chính là nghiên cứu về nguồn gốc, cấu trúc và sự tiến hoá của vũ trụ.Để đạt  được  mục đích này, khoa học đã tốn không ít thời gian để phát triển công nghệ, định hướng nghiên cứu. Hiện nay hướng nghiên cứu chung trước hết được xác định là tìm hiểu các tính chất chug của không gian và thời gian trong vũ trụ qua việc nghiên cứu ở các qui mô lớn ngoài thiên hà (extragalatic)


Các  yếu tố cơ bản nhất của vũ trụ học đang được quan tâm hiện nay là:

Cấu trúc và tiến hoá của các thiên thể lớn trong vũ trụ, cụ thể là các thiên hà.

Thế giới hạt cơ bản, những viên gạch nhỏ nhất xây nên vũ trụ

Cấu trúc không - thời gian

Sự tồn tại và tác động của vật chất tối (dark matter)

Có hay không một phương trình cuối cùng mô tả toàn bộ vũ trụ?
Các  bài dưới đây chúng ta sẽ bàn  đến từng vấn đề nêu trên!

Thiên hà và sự phân loại chúng.
Con người, ngay cả sau khi đã quan sát được Hệ Mặt Trời và Ngân Hà, từng tưởng rằng Ngân Hà của chúng ta chính là cả vũ trụ. Phải đến thập kỉ 20 của thế kỉ 20, với những quan sát của Edwin Hubble, người ta mới biết rằng trong số hàng ngàn ngôi sao quan sát thấy trên bầu trời hàng đêm, thì ngoài các ngôi sao nằm trên đía  Ngân Hà, hầu hết số còn lại thực chất không phải một ngôi sao mà là cả một hệ thông sao khổng lồ như Ngân Hà của chúng ta hay thậm chicó thể lớn hơn rất nhiều  lần, người ta  gọi các hệ thống đó là các thiên hà.
Thiên hà (galaxy) là một tập hợp các thiên thể trong một phạm vi nhất định. Chúng liên kết lại với nhau do hấp dẫn lẫn nhau. Sự liên kết này tạo thành các xoáy trong đó các ngôi sao và các hành tinh của chúng đều quay quanh một tâm chung.Thiên hà có thể chứa từ 106 đến 1012 sao và bán kính từ 1000 đến 200000 năm ánh sáng. Khối lượng của chúng có thể từ 500000 đến vài nghìn tỷ lần khối lượng Mặt Trời. Thành phần của một thiên hà ngoài các ngôi sao và các hành tinh của chúng còn vô số các thiên thạch nhỏ, các khối khí và bụi rải rác. Tất cả các thành phần này đều quay quanh một tâm chung chính là tâm của thiên hà.
 

Phân loại thiên hà:Các thiên hà được phân chia thành một số loại như sau dựa vào hình dáng quan sát được của chúng:
+ Thiên hà xoắn (Spiral Galaxy):
Loại thiên hà này chiếm khoảng 60% trong tổng số các thiên hà đã quan sát được, kí hiệu: S.Cấu tạo của loại thiên hà này là gồm một khối đặc có mật độ lớn các sao ở giữa. Phần này có độ dày khá lớn, các sao chủ yếu là các sao già. Phần ngoài của phần trung tâm này là phần đĩa gồm các cánh tay xoè ra xung quanh chủ yếu là các sao trẻ mới hình thành và các đám khí , bụi.
Thiên hà xoắn được phân ra làm các loại Sa, Sb, Sc và Sd trong đó các kí hiệu a,b,c,d là chỉ  độ dời của cánh tay xoắn so với tâm thiên hà. Thiên hà Sa có các cánh tay ép rất sát vào tâm thiên hà, còn Sd là loại thiên hà mà các cánh tay mở ra rộng nhất.
Đối với các thiên hà xoắn tâm có dạng cầu dẹt, người ta  dùng kí hiệu SB (Barred Spiral), tương ứng cũng có SBa, SBb, SBc.
Ngân Hà của chúng ta là một thiên hà xoắn loại SBb.
+ Thiên hà elip (elliptical galaxy)
Loại thiên hà này chiếm khoảng 15% trong số các thiên hà đã quan sát được, kí hiệu E. Mức độ thuôn dài của loại thiên hà này được kí hiệu bởi các số từ 0 - 7 (tròn nhất là E0)Đây là loại thiên hà sáng nhất trong vũ trụ. Chúng gồm chủ yếu là các sao già, gần như không có bụi, chỉ có khí với nhiệt độ khoảng 1 triệu độ. Thiên hà elip có khối lượng rất nặng, chúng có hình cầu hoặc hình elipxoit, tốc độ quay nhỏ, chỉ khoảng 100 km/s. Thiên hà Tiên nữ - Andromeda - M31, thiên hà sáng nhất bầu trời của chúng ta cũng là một thiên hà Elip.
+Thiên hà thấu kính (lenticular galaxy)
Loại thiên hà này chiếm khoảng 20% trong số các thiên hà đã quan sát được, kí hiệu SO.Đây là loại thiên hà trung gian giữa thiên hà elip và thiên hà xoắn. Chúng gồm nhiều sao già, có một bầu trung tâm và đĩa gồm các sao tre phía ngoài nhưng không có sự xuất hiện các cánh tay sáng.
+Thiên hà không định hình (irregular galaxy)
Loại thiên hà này chiếm khoảng 3%, kí hiệu IrThiên hà này có dạng không xác định, thường giống như một đám các sao nhỏ, quay quanh một tâm chung nhưng lại có thể có nhiều tâm tạo sao. Ngoài các Thiên hà được phân loại theo hình dáng, người ta còn đưa vào khái niệm Thiên hà lùn (dwarf galaxy) (Kí hiệu d)Đặc điểm của loại thiên hà này là kích thước rất nhỏ và mật độ cũng tương đối nhỏ so với các thiên hà khác. Về hình dáng, chúng cũng có hình elip, cầu, không định hình.
 
(trích trong www.thienvanvietnam.com , có bổ  sung)

Một số hình ảnh về các thiên hà
Sự phân loại thiên hà

Thiên hà Elip

M80 - một ví dụ về thiên hà elip kiểu E0 (gần như tròn)

M110: một ví dụ của thiên hà E6, khác với M80 ở trên, M110 có dạng 1 elip rất dài và thuôn 2 đầu.
Thiên hà thấu kính

Thiên hà thấu kính SO - NGC 3115 (NGC: New General Catalogue)
Thiên hà xoắn

NGC 3223, một thiên hà xoắn loại Sa. Các bạn có thể thấy các cánh tay của nó ép chặt vào tâm, trông thoáng nó có nét gì đó hơi giống với một thiên hà elip.

M104, một ví dụ khác của thiên hà Sa

M31, tức thiên hà Andromeda, thiên hà gần chúng ta nhất và là thiên hà lớn nhất trong cụm thiên hà của chúng ta, là một ví dụ điển hình về thiên hà xoắn loại Sb

M51 - một thiên hà xoắn Sc với các cánh tay trải rộng hơn. Trên một cánh tay của nó có một khối sáng lớn, đó là một thiên hà đồng hành nhỏ hơn đang tuồn vật chất sang và sẽ bị M51 nuốt hoàn toàn vào một ngày nào đó

M101, một thiên hà Sc khác, có thể nhìn rất rõ các cánh tay xoắn của thiên hà này
</FONT>[/bigchar][/sign]
Được RAGNAROK sửa chữa / chuyển vào 08:42 ngày 28/05/2006

M83, tức NGC5236, SouthernPinwheel, một ví dụ của thiên hà loại SBa

M95 - thiên hà loại SBb

NGC 613 - thiên hà loại SBc

LMC (Large Magellanic Cloud) và SMC (Small Magellanic Cloud), 2 đám mây Magellan lớn và nhỏ chính là 2 ví dụ điển hình về thiên hà không định hình

Các bức ảnh thiên văn?
Trên thực tế, nếu để ý một chút và có một chút kiến thức về vật lí, bạn đều cos thể nhận ra rằng không bao giờ người ta quan sát được những bức ảnh tuyệt đpẹ như những gì chúng ta thường thấy trên các website hình ảnh thiên văn hay đơn giản là chính những hình ảnh tôi đưa lên phía trên. Lí do thứ nhất là các thiên hà ở quá xa thì ánh sáng của chúng đến đượ với chúng ta thì cũng sẽ rất mờ nhạt, chưa kể với sự giãn nở của vũ trụ, hiệu ứng Dopper cũng can thiệp vào và làm bước sóng ánh sáng của chúg đến với chúng ta ngày càng dài thêm ra.
Nói thêm một chút về hiệu ứng Dopper, hiệu ứng này do Doppler phát hiện, nó cho biết khi nguồn phát chuyển động so với người quan sát thì bước sóng của nó phát ra đến mắt người quan sát sẽ thay đổi tuỳ theo vận tốc chuyển động của nó. Cụ thể là nếu nguồn phát chuyển động về phía người quan sát thì bước sóng sẽ ngắn lại còn nếu chuyển động ra xa thì bước sóng sẽ dài ra tuỳ theo vận tốc dịch chuyển. Hiệu ứng này đúng cho cả các bức xạ điện từ, do đó nếu một thiên hà dịch chuyển ra xa chúng ta thì ta thấy nó "đỏ" hơn (red shift), còn nếu nó tiến lại gần thì sẽ là ngược lại (blue shift). Hiện nay thì chúng ta đều đã biết rằng vũ trụ đang nở ra, hầu hết các thiên hà quan sát được đều đang rời xa chúng ta ngày càng nhanh.
Đó là lí do thứ nhất để chúng ta không thể quan sát trực tiếp các thiên hà rõ nét đến thế. Các bạn nên nhớ rằng kính thiên văn quang học chỉ là phóng đại hình ảnh quang học, với các vật thể xa đến mức bước sóng quang học của nó ko thể đến mắt người thì dù có phóng đại vài tỉ lần cũng vô nghĩa.
Lí do thứ hai rất đơn giản: thành phần hoá học của các thiên hà hầu hết là khí, bụi, các thiên thể rắn có thành phần chính là khí hoặc sắt, chúng không màu mè như những bức ảnh chúng ta quan sát được. các bức ảnh đó hầu hết được chụp bằng phương pháp quang phổ, tức là xác định mật độ quang phổ của thiên thể và từ đó ra các màu tương ứng theo một bảng màu đã được mặc định. Nhiều bức ảnh khác được chụp bằng phương pháp chụp ảnh hồng ngoại hoặc vô tuyến, tức là ghi nhận các bước sóng dài hơn sóng ánh sáng rất nhiều, vì với các thiên hà ở rất xa thì hầu hết bức xạ đến được với chúng ta thuộc các dải này, việc phối mài cũng tương tự như nguyên tắc trên, tức là tuỳ vào bước sóng thu được để định màu cho bức ảnh.
các bạn hãy xem các ví dụ sau:
Đây là một bức ảnh chụp phần đĩa sáng nhìn thấy của Ngân Hà (Milkyway) chụp ở dải sáng nhìn thấy (all sky projection in optical)

Còn đây là bức ảnh tương ứng được chụp ở dài hồng ngoại của vệ tinh COBE
(all sky projection in near IR)

NGC 383, thiên hà vô tuyến 3C31. Trong bức ảnh chụp vô tuyến này, các vùng có màu xanh là các vùng tương ứng với dải sáng nhìn thấy chúng ta có thể quan sát, còn các vùg màu đỏ là các vùng tương ứng với dải sóng vô tuyến

---------------------------------------------
Tia tử ngoại (ultraviolet) có bước sóng nhỏ hơn bước sóng ánh sáng, do đó với các thiên hà quá xa chúng ta không thể nhận biết chúng. Tuy nhiên với nhiều thiên hà tương đối gần, việc quan sát ở dải sóng tử ngoại cho phép tìm hiểu rõ hơn về cấu tạo chi tiết của thiên hà.
Dưới đây là 1 bức ảnh so sánh giữa việc chụp ảnh tử ngoại (UV) và chụp dải sáng nhìn thấy (VIS)

Còn tiếp

Hình ảnh so sánh kết quả chụp Ngân Hà ở các dải sóng khác nhau:

Quần thiên hà cấu trúc lớn của vũ trụ
Trong vũ trụ, các thiên hà không đứng riêng lẻ mà tập hợp nhiều thiên hà thành các quần thiên hà (galaxy cluster). Có hai loại quần chủ yếu là định hình và không định hình. Loại định hình có tâm và cí sự đối xứng cầu gồm chủ yếu các thiên hà elip và thấu kính. Loại không định hình không có tâm và đối xứng cầu, thường có kích thước nhỏ hơn loại kia.
Ngân Hà của chúng ta nằm trong một cụm thiên hà gọi là cụm địa phương (Local Group), trong cụm này, thiên hà lớn nhất là thiên hà Andromeda (M31) và 2 bạn đồng hành là 2 đám mây Magellan lớn và nhỏ (LMC và SMC)
Ngoài ra còn có những hệ thống lớn hơn tập hợp nhiều quần và cụm thiên hà, đó là các siêu quần thiên hà. Siêu quần thiên hà là tập hợp lớpn gồm nhiều cụm thiên hà, quần thiên hà và một vài thiên hà biệt lập. Siêu quần thiên hà thường có hình dẹt hoặc dài , thành chuỗi liên tiếp nhau, kích thước khoảng 300 - 500 triệu năm ánh sáng và khối lượng khoảng 1018 khối lượng Mặt Trời.

Hình ảnh vùng trung tâm của quần thiên hà Coma, quần này nổi tiếng với rất nhiều các thiên hà elip có khối lượng lớn.

Vật chất tối và năng lượng tối
Rất nhiều người chưa có nghiên cứu nhiều về vũ trụ học thường nhầm lẫn 2 khái niệm này, coi chúng là một. Thực chất vật chất tối (dark matter) và năng lượng tối (dark energy) là 2 khái niệm hoàn toàn độc lập từ lịch sử đên bản chất.
Chúng ta sẽ nói trước tiên về vật chất tối (dark matter)
Năm 1933, Fritz Zwicky phát hiện ra sự xuất hiện của loại vật chất này khi đo vận tốc của các thiên hà trong quần thiên hà Coma.
Người ta thường đo khối lượng của một thiên hà bằng 2 cách cơ bản. Cách thứ nhất là sự phân tán vận tốc trong quần thiên hà. Thiên hà có khối lương càng lớn sẽ càng có sự phân tán vận tốc rõ nét ra các thiên hà lân cận và nhờ phương pháp đó có thể xác định được tổng khối lượng của quần thiên hà. Cách thứ hai là xác định độ trưng của các thiên hà để rút ra khối lượng của chúng và từ đó tính được tổng khối lượng của quần thiên hà. Điều đáng chú ý là khối lượng của một quần thiên hà tính theo cách thứ nhất luôn lớn hơn rất nhiều khối lượng tính theo cách hai cho dù tính đến sai số rất cao. Như vậy có thể suy đoán rằng có sự tồn tại của một loại vật chất còn chưa biết. Chính sự tồn tại của vật chất này mà khối lượng thật của các thiên hà thực chất lớn hơn rất nhiều khối lượng có thể quan sát được. Hiện vẫn chưa có thực nghiệm nào xác nhận hoàn toàn sự có mặt của các vật chất tối này. Tuy nhiên việc tồn tại của nó hiện nay là rất được tin tưởng do những hiệu ứng đã đo được. Ứng dụng các phương pháp đo nói trên và so sánh kết quả của chúng, người ta nhận ra rằng có một số tỉ lệ nhất định về khối lượng đo được qua 2 phương pháp trên. Tỷ lệ khối lượng đo được bằng cách thứ nhất so với cách thứ hai đôi với một số thiên hà elip đã đưọc xác định là khoảng 7 (7:1), tức là khối lượng thật lớn hơn 7 lần khối lượng đo được dựa vào độ trưng của thiên hà. Các thiên hà xoắn có mật độ vật chất cao hơn thì tỷ lệ chỉ từ 4 đến 5. Và khi áp dụng cách tính này cho qui mô tổng quát của vũ trụ thì tỷ lệ này trong vũ trụ, vốn có không gian hầu hết là trống rỗng lên đến 300, có nghĩa là nó khẳng định cho việc vật chất tối có mặt tại khắp mọi nơi trong vũ trụ.
Nhiều người coi vật chất tối đóng góp một phần trong nghịch lí Olbers.
Nghịch lí này là câu hỏi đặt ra tại sao với rất rất nhiều so như thế mà vũ trụ không sáng rực mà lại tối thui như thế này, và tại sao vũ trụ không đạt được trạng thái cân bằng nhiệt với các ngôi sao?
Khi lí thuyết BigBang ra đời cùng các kiểm chứng thuyết phục cũng như các hệ quả và các suy đoán sau nó, người ta giải thích nghịch lí này như sau: Trong giai đoạn đầu hình thành vũ trụ, vũ trụ trải qua một thời gian giãn nở lạm phát, tự tăng kích thược và khối lượng (qua việc tạo ra các hạt co bản liên tiếp) với tốc độ rát lớn (tăng thêm 1050 lần chỉ trong vòng 10-33 giây). Mặt khác vũ trụ hình thánh cách đây đã 15 tỉ năm, trong khi các ngôi sao sớm nhất ra đời sau đó hơn 1 tỉ năm, sau khi vũ trụ đã trải qua thời kì lạm phát và vẫn đang giãn nở. do đó ánh sáng từ các ngôi sao ở các vùng khác nhau của vũ trụ không bao giờ đủ thời gian truyền đến với nhau, có một chân trời giới hạn đường đi của các tia sáng đó trong không - thời gian. Chính vì thế mà vũ trụ không sáng rự như ban ngày và các ngôi sao không đủ thời gian để truyền toàn bọ nhiệt của chúng cho không gin xung quanh.
Một phần lí do nữa là có một số người giải thích rằng vật chất tối nói tới ở trên đã "ăn" bớt mất ánh sáng, do đó chúng làm giảm một cách đáng kể mật độ ánh sáng trong vũ trụ. Tuy nhiên hiện nay thì chưa có kiểm chứng nào cho thấy hạt ánh sáng (photon) có thể bị hấp thụ.
Tuy nhiên, sự tồn tại phổ biến của vật chất tối cũng nói lên một vai trò rát quan trọng nữa của nó. Đó là nó đóng góp vào việc kiềm chế sự nở ra của vũ trụ, tránh cho vũ trụ có một cấu trúc không - thời gian lạm phát hoàn toàn, như thế thì hẳn đã không có chúng ta ở đây.
Năng lượng tối
Khác hẳn với vật chất tối, năng lượng tối (dark energy) là loại năng lượng ẩn chứa trong không gian trống rỗng của vũ trụ. Nó được suy ra từ kết quả của phương trình trường Einstein, phương trình nổi tiếng của thuyết tương đối rộng (general theory of relativity). Như chúng ta đều biết, phương trình rường chứa trong nó một hằng số vũ trụ học (cosmological constant) - một trong những hằng số quan trọng nhất của vũ trụ. Tuy nhiên nóp từng bj chính Einstein bác bỏ vì sự có mwtj của nó khiến phương trình trường mô tả một vũ trụ giãn nở vĩnh viễn với khởi đầu là một kì dị. Einstein không tin vào những kì dị và xác xuất của nó, ồng từng nói "Chúa không chơi trò xúc xắc!", tuy nhiên những gì kiểm định từ lí thuyết BB lại cho thấy Chúa có chơi, và hằng số vũ trụ là cần thiết. Và hằng số này cho biết rằng mô hình chuẩn của vũ trụ giãn nở lạm phát đòi hỏi sự có mặt của một loại năng lượng tràn ngập không gian, đủ sức chống lại hấp dẫn của vạt chất trong vũ trụ để làm nó giãn nở vĩnh viễn, và người ta đã gọi loại năng lượng này là "nang lượng tối"

(sự có mặt của năng lượng tối dẫn đến sự giãn nở lạm phát của vũ trụ và hiện nay tiếp tục làm vũ trụ giãn nở mãi mãi)
Theo các tính toán hiện nay, năng lượng vũ trụ có đến 73% là năng lượng tối, 23% là năng lượng của vật chất tối và chỉ có 4% còn lại là của vật chất thông thường mà chúng ta biết.
Đó chính là một phần cấu trúc lớn của vũ trụ!